CHAPITRE UNIQUE

§ 1. — Rapports de notre Soleil avec les étoiles.

Le Soleil qui nous éclaire n'est qu'une des nombreuses étoiles qui peuplent les espaces célestes, n'ayant rien qui le distingue de ces astres, si ce n'est la distance, relativement insignifiante, qui nous sépare de lui. S'il se trouvait transporté à la distance des étoiles les plus voisines de nous, c'est à peine si nous pourrions, à l'œil nu, l'apercevoir comme une étoile de 5^ ou G^ grandeur; son diamètre serait tout à fait insensible, car de JNeptune déjà il ne sous-tend qu'un angle de 64 secondes, et les étoiles les plus voisines de nous sont à des distances infiniment plus grandes. Même en supposant leur parallaxe annuelle égale à i seconde, leur distance serait au moins égale à 206 263 fois le demi-grand axe de l'orbite terrestre; mais elle est en réalité beaucoup plus considérable, puisque les parallaxes annuelles les mieux conluies n'atteignent pas i seconde. Et cependant, à la distance supposée, la lumière emploierait trois ans quatre-vingt-trois jours à nous arriver. Elle emploie dix ans à franchir l'espace qui nous sépare de l'étoile Gi du Cvgne, dont la pa-

rallaxe est o".3\ d'après Bessel (o",52 d'après Auwers), tan- M

dis que, pour arriver du Soleil à la Terre, il lui suffit d'un m

demi-quart d'heure (8'" 17*).

Ces éléments peuvent donner une idée de l'immensité de l'espace sidéral, et montrer comment les astres sont assez éloignés les uns des autres pour que les différents systèmes soient indépendants dans leur action. L'étode qu'on regarde comme la plus voisine de nous ne saurait agir d'une manière appréciable sur la planète la plus reculée du centre d'action, c'est-à-dire sur Neptune, car elle en est -ySoo fois plus éloignée que le Soleil, et comme l'action varie en raison inverse du carré de la distance, en supposant que les deux centres d'attraction aient des masses égales, l'étoile agira sur Neptune avec une force 60 millions de fois plus faible que celle du Soleil. Jusqu'à présent l'étoile qu'on regarde comme étant la plus voisine de notre svstème est a du Centaure, étoile double de riiémisphère austral, dont la parallaxe serait o", 88 ('), et la distance 234000 fois la distance de la Terre au Soleil, et 7800 fois celle de Neptune.

Les étoiles qu'on appelle communément yZare^ ne sont pas absolument immobiles. Les observations ont prouvé qu'elles possèdent toutes des mouvements propres, toujours très-petits à nos veux, mais très-sensibles pour les astronomes; d en est qui décrivent des arcs de plusieurs secondes dans une année, et d'autres c[ui se transportent de quelques secondes seulement en un siècle, et cependant il n'en faudrait pas davantage pour changer avec le temps la face du ciel et la forme actuelle des constellations. Ces mouvements sont composés : 1*^ du mouvement particulier de chaque étoile;

(') Ce nombre est déduit des obsci valions de IMaclcar, Mœsta et de quelques au 1res astronomes.

2" d'un mouvement systématique étranger qui s'explique parfaitement en supposant que notre Soleil, avec son cortège de planètes et de satellites est animé d'une translation qui l'emporte vers un point de la constellation d'Hercule ayant pour ascension droite 25(f 3o' et pour déclinaison au nord 32 degrés environ. Ce mouvement est sans doute curviligne, mais il nous est impossible d'en constater la courbure, d'étudier la trajectoire qu'il décrit et de déterminer le centre où réside la force à laquelle est du ce mouvement. Les astronomes, jusqu'à ces derniers temps, n'avaient, pour mesurer ces déplacements, que les mouvements propres, qui ne permettaient de tiéterminer que le transport latéral des étoiles. A présent le spectroscope leur fournit un moyen direct d'apprécier aussi la variation de distance. Nous avons déjà dit (^page 12 1; comment, par le déplacement des raies spectrales, on a réussi à reconnaître si les matières éruptives du Soleil sont lancées vers l'observateur ou en sens opposé. M. Doppler, en i S/j i , essaya d'appliquer ce principe au mouvement des étoiles en faisant observer que le changement des couleurs des étoiles pouvait être un critérium pour juger de leur translation dans l'espace. En effet, si l'étoile se dirigeait vers l'observateur, toutes les ondes subissant un raccourcissement relatif, la couleur devait marcher vers le violet ; au contraire, si l'étoile s'éloignait, elle devait tourner au rouge. Cependant ce raisonnement supposait tacitement qu'au delà du rouge et du violet il n'y avait pas d'autres ondes qui pouvaient prendre la place de celles qui devenaient insaisissables par suite tlu mouvement. Or, comme ces ondes existent, l'idée de Doppler n'admettait pas cette application. Nous en fimes la remarque en i865, tout en faisant voir que, si au lieu des couleurs on fixait les raies de Fraunhofer, rapportées aux sources de lumière terrestres, on

pouvait tirer du même principe des résultats rigoureux et constater le mouvement propre de l'étoile dans le sens du rayon visuel {voir les Comptes rendus, t. LXIII, p. 623). Ce principe a été cependant depuis mis en doute par des autorités compétentes, de sorte cpie la solution de la question est encore incertaine, - . " '

Nous essayâmes cette méthode sur plusieurs étoiles, mais la faiblesse de nos instruments ne nous permit pas d'obtenir un résultat définitif. ]M. lluggins attacpia ensuite le problème avec des moyens plus puissants, et par le déplacement des raies des étoiles par rapport aux mêmes raies des substances terrestres, il ciut constater une vitesse de translation dans plusieurs étoiles. Dernièrement il s'est occupé de nouveau de ce problème, ainsi que M. Yogel et les astronomes de Greenwich. On a trouvé qu'un certain nombre d'étoiles, entre autres Sirius, s'éloignent avec une vitesse de 3o ou 4o kilomètres par seconde, tandis que d'autres, comme Arcturus et Véga, se rapprochent de nous. Quoique ces conchisions ne soient pas encore définitives, nous croyons devoir les rappeler pour faire voir quelle source intarissal)le de découvertes est le spectroscope pour l'Astronomie.

Dans certains groupes d'étoiles déjà indiquées par nous comme très-remarquables par l'analogie de leur spectre et par la région compacte cpi'elles occupent, comme celle de la Grande Ourse, etc., on a reconnu un mouvement semblable et dans la même direction, ce qui fait soupçonner qu'elles forment un même système.

Il semble au premier abord que les grandes étoiles soient distribuées sur la voûte céleste au hasard et sans aucune loi ; cependant ini examen attentif montre assez facilement qu'elles occupent luie zone traversée en son milieu par un grand cercle ayant l'un de ses pôles près de l'étoile Fomalhaut

du Poisson austral. On peut s'en convaincre en disposant un globe céleste de manière que cette étoile corresponde au zénith; l'horizon passera alors par les Ilyades, par la ceinture d'Orion, entre Sirius et Canopus ; il divisera en deux la Croix du Sud, passeraprèsdes luisantes du Centaure et par le corps du Scorpion. En montant dans riiémisplière boréal, au-dessus de l'écliptique, ce cercle passera entre les luisantes du Serpentaire, traversera In constellation de la Lyre en touchant presque Véga; puis, après avoir passé par Cassiopée et tout près de a de Persée, il laissera la C^hèvre à une petite distance. H traverse la constellation d'Iïercule tout près du point vers lequel notre Soleil est emporté avec son cortège de planètes. Ce grand cercle coupe l'équateur par V'A^'" d'ascension droite, dans la constellation du Taureau ])rès d'Aldébaran, et dans le Scorpion près d'Antarès, par iG''4^"'- Cette zone contient presque toutes les étoiles des quatre premières grandeurs. Elle ne coïncide pas avec la voie lactée, mais elle en est très-voisine; elle suit même pendant quelque temps la bifurcation, c'est-à-dire cette branche divergente qui se dirige vers le Scorpion.

Quoiqu'il soit absurde de prétendre fixer le centre de l'univers, nous devons cependant rechercher quels sont les rapports qui existent entre notre Soleil et les nombreux soleils ([i;i l)rillent à de si grandes distances. Nous analyserons donc brièvement ce qui concerne les étoiles, leur composition et leurs svstèmes, afin de nous éclairer de plus en plus sur la constitution de notre Soleil et sur la position qu'il occupe dans l'univers. Nous étudierons également ces masses de matière cosmique, ces nébuleuses qui sont des mondes en voie de foi-mation, et qui passent actuellement par les mêmes phases que notre Soleil a parcourues autrefois.

§ TT. — Rapports de composition entre les Soleils. ■ - Spectres stellaires.

L'analyse spectrale peut nous faire connaître la composition chimique d'un corps de deux manières, comme nous l'avons dit en parlant du Soleil : d'abord par les rayons qu'il émet directement, en second lieu par l'absorption qu'il produit sur les ondes lumineuses. On emploie ces deux procédés dans l'étude du ciel : le second s'applique à la plupart des étoiles; le premier aux nébuleuses et à un petit nombre d'étoiles. Entrons dans quelques détails historiques sur un sujet de si grande importance.

Le premier qui s'occupa des spectres stellaires fut Fraunhofer, qui, ayant appliqué im prisme d'un angle de 3'y°4' devant l'objectif de son chercheur de comètes de 4 pouces d'ouverture et une lentille cylindrique pour élargir le spectre linéaire des étoiles, examina Sirius, Bételgeuse, Arcturus et les autres étoiles principales, en remarquant que leurs spectres étaient différents en général de celui du Soleil, tandis que la Lune, Vénus et les autres planètes donnaient seulement le spectre solaire. La mort empêcha Fraunhofer d'aller plus loin dans cette voie.

M. Lamont, en possession des instrimients de Fraunhofer, répéta et confirma ces recherches en i838, mais ne put les étendre par défaut de lumière dans l'appareil. Il songea cependant à étudier les spectres stellaires en plaçant un prisme ordinaire près de l'oculaire ; mais les images obtenues ainsi ne sont pas assez précises, car la nappe focale qui se développe par l'intervention du prisme tombe ordinairement dans les cercles de diffraction de l'image focale. INL Lamont attribua le mauvais résultat aux conditions atmosphériques.

De plus, les lignes sont courbes, et le foyer est trop variable d'une ligne à l'autre. T/expérieuec de AT. T.aïuont resta donc stérile.

En i855, avec un tbéodolitc garni d'ini prisme, nous répétâmes ces observations, et un petit prisme adapté au grand réfracteur de Merz nous fournit un spectre si beau deSirius, qu'il nous donna envie de poursuivre ces recliercbes. Mais d'autres occupations nous en empêchèrent.

En 1860, M. Donati, de Florence, reprit ces études, en employant une large lentille collectrice et un spectroscope ordinaire à prisme simple angulaire, où à la fente il avait sub.stitué une lentille cylindrique. Tl publia en i8()2 la description de plusieurs spectres; mais, à cause du défaut de lumière et de précision dans l'appareil, il ne put faire avancer beaucoup cette branche.

• Toutefois ces recherches enrichirent la Science d'abcrd du spectroscope composé appliqué aux lunettes, ensuite du prisme à vision directe, inventé par Amici, de Modène, qui a été Tuie ressource si précieuse pour ces sortes de travaux.

En 1 862, M. Hoffmann inventa son spectroscope de poche, et nous lui en finies une demande avec l'intention de l'employer dans les recherches stellaires ; pendant que nous attendions l'instrument, M. Janssen en ayant porté iui à Rome, nous l'appliquâmes à notre réfracteur de ]Merz, faisant ainsi les premières recherches avec le savant français, et reconnaissant le sodium dans Bételgeuse. Nous continuâmes ensuite seul ces recherches, qui ont été publiées en i8(33.

Dans le Bull, météor. du Collège Romain (i863, p. 12G), nous donnâmes les premiers aperçus d'une distinction entre les spectres des étoiles blanches et des étoiles colorées, en nous fondant sur les caractères spectraux et non sur les couleurs naturelles ordinaires. Nous modifiâmes successivement

notre instrument, et d'abord nous supprimâmes la fente comme inutile, en employant une lentille cylindrique qui donnait une imaije linéaire de l'étoile. Ainsi nous construisîmes l'appareil (Jig. 2G8), et nous publiâmes les spectres de a d'Orion et a du Taureau, puis de a du Scorpion à une grande échelle. Ensuite nous inventâmes notre spectroscope simplifié /fg- 269).

Dans le même temps, M. Iluggins aborda en Angleterre, avec M. Miller, l'étude des spectres des étoiles et des nébuleuses, constatant la présence de plusieurs autres raies métalliques outre le sodium, et publia les deux spectres de «du Taureau et de Bételgeuse ; ce dernier présentait quelques différences avec notre dessin, que l'on ;ittribua d'abord à une variabilité, mais dont l'origine a été trouvée plus tard dans une méprise commise par le savant anglais dans l'ordre des positions des bandes.

Le spectroscope simplifié de \i\Jig. 269 donne beaucoup de lumière et une grande précision d'image. Il ne permet pas, il est vrai, de mesures absolues, ni de comparaison avec les raies des gaz; mais nous réussîmes à obtenir une précision suffisante pour les mesures relatives en profitant de l'image directe de l'étoile vue au-des.sus du prisme ensemble avec son image spectrale. Après avoir fixé prir le spectroscope ordinair(^ la position absolue de plusieurs raies dans les étoiles principales, il était facile ainsi d'examiner les étoiles plus petites, et nous pûmes descendre jusqu'à des étoiles de 9*' grandeur. Dans un catalogue assez étendu des étoiles jusqu'à la 5^ grandeur, publié en 1866, nous confirmâmes la différence des trois types principaux d'étoiles, et l'année suivante nous reconnûmes le (piatiième type.

On a attribué cette découNcrte des types à M. Rutlierfurd ; mais si ce savant a reconnu indépendamment la diversité

des spectres (^cbose déjà vue par Fraunhofer), il n'a j)as établi les types d'après les caractères propres des spectres, mais seulement d'après les couleurs naturelles, ce qui est bien différent. De plus, pour établir ces types, c'est-à-dire faire voir que toutes les étoiles étaient réductibles à ces types, il fallait faire une revue complète des étoiles, et c'est ce que 31. Rutberfurd n'a pas fait, mais ce qui a été exécuté par nous. La découverte des types en ce sens nous appartient exclusivement. Elle a été acceptée par les astronomes, et jM. d'Arrest a étendu et continué notre travail. ^Malbeureusement les publications italiennes sont très-peu connues à l'étranger, et il se peut bien que les savants aient ignoré nos travaux (' ).

Enfin, après avoir épuisé ces métbodes, et vovant que le champ présentait encore des merveilles à examiner, nous essayâmes la méthode de Fraunhofer, mais d'une manière différente, en employant un prisme d'un petit angle réfringent du diamètre de 6 pouces, que nous avons appliqué successivement à l'objectif de notre grand équatorial de ]Merz, et à la lunette de G pouces de Cauchoix. Les résultats obtenus sont tout ce qu'on pouvait espérer avec un objectif de {) pouces seulement Plusieurs autres savants ont plus tard pu disposer de forces plus considérables; jNL Rutberfurd, ]\L Iluggins, ]NL Yogel et 3L d'Arrest ont employé des instruments plus puissants et ont réussi à voir des détails intéressants, dont nous profiterons dans ce Chapitre.

Passons maintenant à la description des instruments, omettant toutes les dispositions qui sont identiques à celles du spectroscope solaire. Dans \^/ig. :^C8, AIN est le tube prin-

(') Nous insistons sur ce point, car .M. Schellen, clans la traduction allemande de notre Ouvrage, a arbitrairement attribué la découverte des types à M. Rutlierlurd.

ripai qu'on visse à la lunette par un écrou G. En E est une lentille cylindrique qui produit une image linéaire de

l'étoile au foyer S des deux lentilles KR qui constituent le collimateur. QO est la lunette analysatrice et/?, q, />',.. le

FijT. 26q.

jirisme intermédiaire à vision directe. La petite lunette porte un micromètre à pointes et est mobile sur un secteur CB

pour examiner les différentes parties du spectre. Cet instrument donne beaucoup plus de lumière que celui à fente, et peut être employé même avec la fente pour les comparaisons de spectres métalliques et gazeux, en plaçant la fente exactement à la place focale de la lentille cylindrique.

Cependant il absorbe beaucoup de lumière, et c'est pour éviter cet inconvénient que nous imaginâmes l'appareil de la fig. 2G9. Il se compose d'un prisme à vision directe PP' [Jîg- 269), derrière lequel est une lentille cylindrique achromatique C qui forme une image linéaire de l'étoile. On regarde cette image avec un oculaire ordinaire O formé d'une double lentille sphérique, ou mieux d'une double lentille cylindrique dont l'axe est perpendiculaire au plan de dispersion. On conserve ainsi une grande intensité lumineuse, et avec une lunette de 25 centimètres d'ouverture nous avons pu obtenir des spectres très-sensibles des étoiles de 7*^ et même de S*' grandeur. Les étoiles des premières grandeurs donnent des spectres extrêmement brillants qui permettent de dessiner facilement leurs raies, et d'en mesurer la position avec exactitude. Faisons remarquer en passant qu'on peut parfaitement employer un prisme ordinaire à la place du prisme à vision directe, comme fit ^I. Lamont, mais alors on rencontre les inconvénients mentionnés ci-dessus.

Mais l'appareil le plus propre à ces recherches est certainement le prisme angulaire d'un faible angle réfringent, que l'on place avant l'objectif, revenant ainsi à l'idée originale de Fraunhofer. Le défaut de son appareil était l'usage d'un prisme d'angle trop grand : un tel prisme dispenserait, il est vrai, de la lentille cylindrique à l'oculaire, car on voit l'image dilatée dans la nappe focale due à la dispersion prismatique, mais il a d'autres inconvénients, parmi lesquels la difficulté de trouver des masses de flint assez grandes et

pures. Notre prisme, fail par M. Merz, est représenté dans la Jig. 270. La grande armatm^e peut s'adapter au grand réfracteur de 9 pouces comme un couvercle; au centre est monté le prisme de 6 pouces, mobile sur deux tourillons pour qu'on puisse le disposer au minimum de dispersion. I.a monture est représentée à part, Jlg. 271, et le prisme dans hxjlg. 272.

Un petit prisme achromatique P' est placé de coté pour recevoir l'image directe de l'étoile, mais cet essai n'a j)as réussi à satisfaction. Nous avons alors fixé sur la grande lunette un autre chercheur incliné comme à l'ordinaire et disposé de manière que les étoiles se trouvent dans le champ de la grande lunette lorscju'elles sont au centre de celui du chercheur. L'angle du prisme est d'environ 12 degrés, et la dispersion au foyer de la grande lunette occupe un espace plus large que le diamètre solaire. Nous avons ainsi des spectres très-étalés, même trop, car la lumière est affaiblie. Appliquant ce piisme à une lunette de 6 pouces de diamètre et 2'",4o de foyer, on ne perd rien en lumière et l'on a plus de vivacité, de sorte que l'on peut avoir des spectres magnifiques. La figure que nous avons dernièrement publiée d'à Orion, ainsi obtenue à la lunette de Cauchoix, prouve l'efficacité de ce système. Avec les grandes lunettes on peut employer un angle réfringent plus petit : 5 à G degrés sont })lus que suffisants pour la longueur focale de 4 mètres, et des angles encore plus petits pour des longueurs plus grandes. On ne se heurtera donc plus à la difficulté d'avoir de larges masses de flint pour de tels prunes.

C'est avec des instruments de celte espèce et surtout avec le spectroscope simplifié {^g. 269), que nous avons examiné les étoiles principales du ciel et même un assez grand nombre de petites. Cette étude nous a conduit à des résultats intéressants que nous allons résumer le plus brièvement possible.

— -iiO —

Considérées au point dv vue du spectre qu'elles produisent, les étoiles se rapportent à quatre types parfaitement tranchés ; quelques spectres, peu nombreux, au lieu de se rapporter nettement à l'une de ces catégories, sendilent servir d'intermédiaires entre elles.

Le premier type est celui des étoiles blanches, comme Si-

Fi(T. 570.

rius, Véga, Altaïr, Régulus, Rigel, les étoiles de la Grande Ourse, à l'exception de a, celles du Serpentaire, etc. Toutes ces étoiles, qu'on appelle communément blanches, bien qu'en réalité elles soient légèrement bleues, offrent le spectre qui est représenté dans la PL L,Jig. 2. Il est formé de l'ensemble ordinaire des sept couleurs, interrompu par quatre fortes lignes noires, l'une dans le rouge, l'autre dans le vert bleu, les deux dernières dans le violet. Ces quatre raies appartiennent à l'hydrogène; elles coïncident avec les quatre raies II. 29

— 4o0 — les plus brillantes que Ton distingue dans le spectre de ce gaz lorsqu'il est porté à une haute température, par exemple dans les tubes de Geissler. Outre ces raies fondamentales et trèslarges, on voit dans les étoiles les plus brillantes, comme Sirius, une raie noire très-fine dans le jaune qui paraît coïncider avec celle du sodium, et dans le vert des raies plus faibles qui appartiennent au magnésium et au fer.

La particularité la plus frappante de ce type, c'est la largeur des raies de l'hydrogène, largeur qui tendrait à prouver fjue la couche absorbante possède une grande épaisseur et qu'elle est soumise à une pression considérable.

Dans les petites étoiles, la raie du rouge est difficile à constater, car la lumière fait défaut; mais, en revanche, la raie du bleu devient quelquefois très-large. En réalité, comme nous l'avons déjà fait observer, ces étoiles ont une teinte bleue, et en effet leurs spectres contiennent peu de rouge et de jaune; c'est le bleu et le violet qui y dominent ').

Sirius, examiné avec le grand prisme, a montré ses raies considérablement diffuses [fig. 273, p. 453 ; nous avions, dès le commencement de nos études, constaté cette particularité que la raie F était garnie de deux ballants : on attribua ce résultat à lui défaut de nos instruments. Actuellement il n'est ])lus question de cette objection. La diffusion des raies est certaine, et elle prouve ime pression considérable sous laquelle se trouve le gaz lumineux.

La moitié à peu près des étoiles du ciel se rajiportcnt à ce type; aussi est-il facile de l'étudier, même avec une lunette assez faible.

(') Nous n'avons jamais nié la présence du rouge dans ces étoiles (comme on l'a prétendu pnr suite d'un malentendu), nous avons seulement dit qu'il y est beaucoup plus faible que dans les autres types.